固有の特性：
* 質量： 最も重要な要因。 より大きな星は重力が強く、コア温度と圧力が高くなります。これにより、核融合速度が速くなり、はるかに多くのエネルギーが生成され、輝度が大きくなります。
* 温度： より熱い星は、涼しい星よりも単位面積あたりのエネルギーを放射します。これは、ブラックボディによって放射されるエネルギーは温度の4番目の力に比例していると述べているステファンボルツマンの法則によるものです。
* 半径： より大きな星の表面積は大きく、同じ温度でもより多くのエネルギーを放出することができます。
* 化学組成： 星のコアの組成は、核融合の効率に影響します。水素とヘリウムの割合が高い星は、融合速度が高く、明るくなります。
外因性因子：
* 距離： 星自体の本質的な財産ではありませんが、星の見かけの明るさは逆四角法のために距離とともに減少します。 これは、星の光度（絶対的な明るさ）が観察された輝度とは異なることを意味します。
その他の考慮事項：
* 進化段階： 星の光度は、さまざまな段階（メインシーケンス、ジャイアント、白い小人など）で進化するにつれて、生涯にわたって変化します。
* 回転： 急速に回転する星は、表面積とエネルギー出力の増加により、わずかに高い光度を持つ可能性があります。
* バイナリ： バイナリシステムでの星の相互作用は、それらの光度に影響を与える可能性があり、時にはフレアや他のエネルギーイベントにつながることがあります。
例：
2つの星、AとB.スターAが星Bの2倍の大きさを想像してください。どちらも同じ温度を持っています。スターAは、その質量が高いため、スターBよりもかなり明るくなり、融合が速く、エネルギー生産が増加します。
要約：
星の光度は、主にその固有の特性、特に質量と温度によって決定されます。これらの要因は、核融合の速度と放射エネルギーの量を決定します。距離などの外因性要因は、星の明るさを観察する方法にも影響しますが、その固有の光度には影響しません。
